Universet er frastøtende!

Av Erik Tronstad

To fargekodede kart som viser variasjoner i den kosmiske mikro­bølge­bak­grunns­stråling­en over hele himmelhvelvingen. Rødt viser områder med høyest temperatur, blått områder med lavest. Vær oppmerksom på at det her dreier seg om temperaturforskjeller på i høyden noen hundretusendeler av én grad. Melkeveisystemets plan er ekvator på kartene. Det øverste kartet er basert på observasjoner fra COBE, det nederste på observasjoner fra WMAP. Kartet fra WMAP er langt mer detaljert enn det fra COBE. (NASA/WMAP Science Team)

Dette er én av flere konklusjoner som kan trekkes fra observasjoner gjort av NASAs Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP). Dette ubemannede romfartøyet har gjort de mest nøyaktige og detaljerte observasjoner av Universets opprinnelse og tilblivelse som noensinne er gjort. Andre viktige konklusjoner er:

• Teorien om at Universet startet med «Det store smellet» er bekreftet sterkere enn noen gang før.
• Hele 73 % av Universets masse utgjøres av «mørk energi», med en usikkerhet på 4 %. Hva denne «mørke energien» er, vet man ikke, selv om det finnes mange gjetninger. Den manifesterer seg som en frastøtende kraft, som gjør at rommet i Universet utvider seg. Virkningen er så sterk at den mer enn oppveier den samlede tiltrekningskraften (gravitasjonskraften) mellom all masse i Universet. At Universet utvider seg, har vært kjent siden Edwin Hubble påviste det i slutten av 1920-årene. Nå er det klart at det ikke bare utvider seg, men utvidelsen er akselererende, slik at Universet utvider seg fortere og fortere.
• Universet vil fortsette å utvide seg i all fremtid.
• Andelen av «mørk materie» i Universet er 23 %, med en usikkerhet på 4 %. Hva denne «mørke materien» består av, vet man ikke, selv om det også her finnes mange gjetninger.
• Den «mørke materien» må være «kald». Tanken om at den kan være «varm», det vil si bestå av partikler som beveger seg med hastigheter nær opptil lyshastigheten, må skrinlegges. En følge av dette er at nøytrinoer ikke kan utgjøre mer enn 0,76 % av all materie og energi i Universet. Det betyr videre at nøytrinoet ikke kan ha en masse på over 0,23 eV (elektronvolt), et resultat som er meget interessant for partikkelfysikere.
• Bare 4,4 % av massen i Universet opptrer i form av «vanlig» materie, som består av atomer. Usikkerheten i tallet er bare 0,4 %.
• Rommet i hele Universet er «flatt», akkurat som rommet lokalt i våre nære astronomiske omgivelser. Det betyr blant annet at to parallelle linjer aldri vil møtes, uansett hvor mye de forlenges.
• At rommet er flatt over kosmologiske avstander, betyr at «utesingsteorien/oppblåsingsteorien/inflasjonsteorien» er riktig. Den sier at Universet bare brøkdelen av et sekund etter starten på Det store smellet gjennomgikk en fase der det este kolossalt ut.
• WMAP gjør det mulig å skille mellom forskjellige versjoner av utesingsteorien. Ifølge denne begynte det vi i dag ser som de største strukturene i Universet, som mikroskopiske, tilfeldige kvantefluktuasjoner i Universets første øyeblikk. Den enkleste versjonen av utesingsteorien kan man nå se bort fra. Den sier at svært nær opptil Universets dannelse var det like mye fortetning av alle størrelser. Et eller annet har ført til en skjevhet i fortetningene, som kanskje sier noe viktig om hvordan utesingen foregikk.
• Universet var 380 000 år da materie og stråling ble «løsrevet» eller «frakoblet» fra hverandre, og den kosmiske mikro­bølge­bak­grunns­stråling­en ble dannet.
• Universets alder er 13,7 milliarder år, med en usikkerhet på 0,2 milliarder år eller bare 1,5 %. Dette er den mest nøyaktige aldersbestemmelsen som er gjort for Universet. Den stemmer glimrende med aldersbestemmelser gjort med andre metoder.
• Hubbles konstant er 71 km per sekund per megaparsek, med en usikkerhet på 4 km per sekund per megaparsek. Helt siden Edwin Hubble fant at Universet utvider seg, har astronomene prøvd å bestemme denne størrelsen. Den sier hvor fort Universet utvider seg. Verdien fra WMAP stemmer meget godt med andre observasjoner (se for eksempel Forbedret verdi for Hubbles konstant (Kortnytt 1999-061)).
• De første stjernene ser ut til å være blitt dannet da Universet var et sted mellom 100 millioner og 400 millioner år gammelt, mye tidligere enn astronomene hadde forventet. Dette stadiet i Universets utvikling tilsvarer en rødforskyvning på mellom 30 og 11. Hittil største rødforskyvning som er målt for et objekt, er noe over 6.

I de første sekundene og minuttene etter at Det store smellet startet, ble partikler som nøytroner, protoner, elektroner og andre partikler i vanlig materie dannet. Nøytroner og protoner dannet atomkjerner, i all hovedsak hydrogen og helium. Temperaturen var lenge for høy til at atomkjerner kunne fange inn elektroner og danne elektrisk nøytrale atomer. Elektroner ble slått løs fra atomkjerner like fort som de ble fanget inn. All materien i Universet var i form av et plasma av frie atomkjerner og frie elektroner. Et plasma kalles også for ionisert gass, i motsetning til «vanlig», nøytral gass.

I et plasma kolliderer lyspartikler (fotoner) lett med elektroner og reflekteres i alle retninger, istedenfor å fly rett frem. Derfor er det en sterk kobling mellom stråling og materie, noe som gjør at plasmaet fremstår som en diffus tåke.

Alle «vanlige» stjerner (som Solen) er kuler av plasma. Fordi elektromagnetisk stråling i dem reflekteres og spres i alle retninger på grunn av kollisjoner med frie elektroner, kan vi ikke se inn til kjernen av stjerner. Fotoner som produseres i Solens kjerne, bruker opptil én million år på å nå soloverflaten. Årsaken er at de stadig kolliderer med elektroner der inne og «virrer hit og dit», før de omsider kommer til overflaten. Dersom et foton kunne ta korteste vei fra Solens sentrum og ut til soloverflaten, ville den turen tatt bare litt over to sekunder, ikke én million år.

Universets utvidelse medførte en avkjøling, der temperaturen sank. Da temperaturen var kommet ned til rundt 4000 K, var den lav nok til at atomkjerner kunne holde på innfangede elektroner. Dermed startet dannelsen av atomer, der elektroner går i baner rundt atomkjerner. Materien i Universet gikk over fra å være en «suppe» av positivt ladede atomkjerner og negativt ladede elektroner, til å bli en gass med elektrisk nøytrale atomer. De frie elektronene var blitt fanget inn av atomkjerner og gikk i baner rundt dem. Dermed var det ikke lenger noe reservoar av frie elektroner som fotoner kunne kollidere med og spres av.

Da dette skjedde, ble den sterke koblingen mellom stråling og materie opphevet. Universet ble gjennomsiktig. Strålingen kunne fra da av bevege seg fritt og uhindret, og nå frem til oss, som den kosmiske mikro­bølge­bak­grunns­stråling­en.

Denne strålingen er følgelig restene av den strålingen som var i Universet da koblingen mellom materie og stråling ble opphevet. Universets utvidelse etter den tid har avkjølt strålingen. Utvidelsen av rommet har rødforskjøvet strålingen med en faktor på rundt 1100. Derfor er den i dag sterkest i mikrobølgeområdet, noe som forklarer opphavet til navnet. Strålingen observeres også på andre bølgelenger. Intensiteten faller imidlertid raskt både med synkende og økende bølgelengde bort fra mikrobølgeområdet.

Man kan se det slik at den kosmiske bakgrunnsstrålingen kommer fra en «overflate», som kosmologene kaller «overflaten med den siste spredningen». I dette legger de at strålingen kommer fra en tid da den sluttet å bli spredt av frie elektroner, men kunne bevege seg fritt.

Om det var noen strukturer i denne «overflaten», det vil si områder som var lysere eller svakere eller varmere eller kaldere enn gjennomsnittet, vil de forbli bevart i den kosmiske mikro­bølge­bak­grunns­stråling­en.

Tidlig i 1990-årene oppdaget man at det er små variasjoner i den kosmiske mikro­bølge­bak­grunns­stråling­en, avhengig av hvilke retninger man observerer i. Strålingen er ikke isotrop (lik i alle retninger på himmelen), men har det man kaller for anisotropier, avvik fra isotropi. Temperaturvariasjonene i den kosmiske mikrobølgestrålingen er riktignok svært liten, bare noen få hundretusendeler fra sted til sted på himmelen. Hovedformålet med Wilkinson Microwave Anisotropy Probe er, som navnet antyder, å kartlegge disse anisotropiene. Instrumentene om bord er i stand til å måle temperaturforskjeller på fem milliondeler av én grad.

Anisotropiene i den kosmiske mikro­bølge­bak­grunns­stråling­en ble altså «preget» inn i den da materie og stråling ble koblet fra hverandre 380 000 år etter starten på Det store smellet. De har satt sine «fingeravtrykk» på den kosmiske mikro­bølge­bak­grunns­stråling­en, ved at intensiteten og temperaturen på den viser ørsmå variasjoner fra sted til sted på himmelen. Det er disse variasjonene WMAP nå har kartlagt med større nøyaktighet enn før.

Det er flere faktorer som kan forårsake temperaturvariasjoner i den kosmiske mikro­bølge­bak­grunns­stråling­en. Eksempler er variasjoner i tettheten av eller hastighetene til (det vil si lydbølger i) gassen i «overflaten med den siste spredningen», variasjoner i gravitasjonspotensialet i Universet over «overflaten med den siste spredningen» og variasjoner i gravitasjonspotensialet langs banen et foton i den kosmiske mikro­bølge­bak­grunns­stråling­en har tilbakelagt frem til oss. De forskjellige faktorene skyldes ulike fysiske fenomener. Ved å observere den kosmiske mikro­bølge­bak­grunns­stråling­en, kan kosmologene få store mengder data om Universets tidlige historie.

Datamaskingenerert illustrasjon av Wilkinson Microwave Anisotropy Probe. (NASA/WMAP Science Team)

Før WMAP ble skutt opp, var det fra bakken og fra ballonger gjort observasjoner av mindre delområder av himmelen, der man så de omtalte variasjonene i den kosmiske mikro­bølge­bak­grunns­stråling­en. WMAP har imidlertid foretatt en mer detaljert kartlegging enn før og for første gang kartlagt hele himmelen i alle retninger med så stor nøyaktighet.

Som nevnt viser dataene fra WMAP at materie og stråling ble koblet fra hverandre da Universet var 380 000 år gammelt. Tidligere har denne perioden vært tidfestet til 300 000-500 000 år etter Det store smellet.

Resultatene fra WMAP viser, som nevnt, at de første stjernene i Universet ble dannet da det var 100-400 millioner år gammelt. Det er tidligere enn astronomene hadde antatt. Før WMAP antok man at de første stjernene ble dannet da Universet var omkring én milliard år gammelt.

Ved å observere polariseringsmønstre i den kosmiske mikro­bølge­bak­grunns­stråling­en, kom WMAP frem til at de første stjernene ble dannet 100-400 millioner år etter Det store smellet. Disse mønstrene ga data om «re-ioniseringsæraen». Da ble deler av den kalde hydrogengassen, som fylte Universet, ionisert på nytt av stråling fra de første stjernene.

At stjerner ble dannet så tidlig, viser at nøytrinoer ikke kan ha spilt noen viktig rolle for Universets utvikling. Følgelig kan det ikke ha vært store mengder av dem. Store mengder av nøytrinoer, som beveger seg med hastigheter nær opptil lyshastigheten i vakuum, ville ha hindret dannelsen av fortetninger tidlig i Universets historie. Det ville i sin tur ha ført til at det tok lang tid før de første stjernene ble dannet, i strid med hva dataene fra WMAP viser.

At Universet utvider seg stadig raskere, var ikke en sjokkerende nyhet fra WMAP-observasjonene. Alt for noen år siden tydet observasjoner av supernovaer langt borte i Universet på at dette var tilfelle. Likevel har det vært noe usikkerhet omkring dette. Etter WMAP er det ingen tvil: Utvidelsen av Universet akselererer, og går fortere og fortere.

Resultatene som nå er offentliggjort, er basert på omtrent ett år med observasjoner fra WMAP. Romfartøyet skal fortsette å observere i ytterligere tre år, noe som forventes å gi enda mer detaljrike og nøyaktige resultater om Universets dannelse og utvikling.

De ovenfor omtalte resultatene fra WMAP ble offentliggjort på en pressekonferanse tirsdag 11. februar 2003.

WMAP ble skutt opp 30. juni 2001 (se Microwave Anisotropy Probe skutt opp (eRomfart 2001-096)). Romfartøyet ble ikke plassert i bane rundt Jorden, men i en bane rundt L2-punktet, der det ankom 1. oktober 2001 (se MAP fremme ved L2 (eRomfart 2001-141)). Derfra har WMAP i vel ett år gjort de mest nøyaktige observasjonene som noensinne er gjort av den kosmiske mikro­bølge­bak­grunns­stråling­en.

WMAP hadde en forgjenger, Cosmic Background Explorer (COBE), som ble skutt opp i november 1989. Også COBE foretok en kartlegging av den kosmiske mikro­bølge­bak­grunns­stråling­en over hele himmelen, men med langt mindre detaljrikdom og nøyaktighet enn WMAP. Observasjonene fra COBE viste at teorien om Det store smellet var riktig og at det meste av Universets materie var mørk materie. (Se artiklene COBE bekrefter Big Bang i Nytt om Romfart nummer 73, 1990, side 31 og COBE bekrefter Big Bang i Nytt om Romfart nummer 82, 1992, sidene 53-54.)

Da WMAP ble skutt opp, hette romfartøyet bare Microwave Anisotropy Probe (MAP). NASA har nå omdøpt det til Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), til ære for og minne om David Wilkinson. Han døde av kreft 5. september 2002, 67 år gammel.

Wilkinson har vært en av de fremste forskerne på den kosmiske mikro­bølge­bak­grunns­stråling­en siden den ble observasjonelt påvist i 1964. Han var en sentral person både i byggingen og driften av COBE og WMAP, og var professor ved Princeton University i New Jersey, USA.

Solen, Jorden og WMAP befinner alle seg i Melkeveisystemet. Her er det flere strålingskilder som konkurrerer med og «overdøver» den kosmiske mikro­bølge­bak­grunns­stråling­en. Spesielt gjelder det tre kilder: Stråling fra interstellart støv, synkrotronstråling og fri-fri-overganger.

Stråling fra interstellart støv er en stråling som rett og slett skyldes temperaturen støvet har. Synkrotronstråling er stråling som oppstår når elektroner med hastigheter nær lyshastigheten avbøyes i magnetfelt. Det medfører en akselerasjon, som fører til at de sender ut stråling. En fri-fri-overgang har vi når et elektron bremses ned i nærheten av et ion, uten å bli fanget inn. Nedbremsingen fører til at stråling sendes ut.

Disse strålingskildene dominerer på forskjellige frekvenser. For å kartlegge virkningen av dem på ulike frekvenser, måtte WMAP observere på flere frekvenser samtidig. WMAP observerte på frekvensene 23 GHz, 33 GHz, 41 GHz, 61 GHz og 94 GHz. Ved å sammenlikne observasjonene på alle disse frekvensene, kunne forskerne filtrere bort signaler fra andre kilder enn den kosmiske mikro­bølge­bak­grunns­stråling­en. Sluttresultatet var et kart over hele himmelkulen, som viser de ørsmå variasjonene i denne bakgrunnsstrålingen.

Sammen med denne notisen finner du fargekodede kart fra hvert av de fem frekvensområdene WMAP observerte i.

ESA arbeider med et romfartøy, Planck, som skal etterfølge WMAP og foreta enda mer nøyaktige observasjoner av den kosmiske mikro­bølge­bak­grunns­stråling­en. Planck skal skytes opp med en Ariane 5-bærerakett i mars 2007.

Fargekodet kart med resultater fra observasjonene WMAP gjorde på frekvensen 23 GHz (K-båndet). Det røde, horisontale båndet er forgrunnsstråling fra Melkeveisystemet. I dette frekvensbåndet er strålingen fra Melkeveisystemet sterkest. (NASA/WMAP Science Team)

Fargekodet kart med resultater fra observasjonene WMAP gjorde på frekvensen 33 GHz (Ka-båndet). Fremdeles er det røde, horisontale båndet forgrunnsstråling fra Melkeveisystemet. (NASA/WMAP Science Team)

Fargekodet kart med resultater fra observasjonene WMAP gjorde på frekvensen 41 GHz (Q-båndet). Fremdeles er det røde, horisontale båndet forgrunnsstråling fra Melkeveisystemet. (NASA/WMAP Science Team)

Fargekodet kart med resultater fra observasjonene WMAP gjorde på frekvensen 61 GHz (V-båndet). Fremdeles er det røde, horisontale båndet forgrunnsstråling fra Melkeveisystemet. Strålingen fra Melkeveisystemet er her betydelig svakere enn i K-båndet, og svakest her og i W-båndet. (NASA/WMAP Science Team)

Fargekodet kart med resultater fra observasjonene WMAP gjorde på frekvensen 94 GHz (W-båndet). Fremdeles er det røde, horisontale båndet forgrunnsstråling fra Melkeveisystemet. I dette frekvensbåndet og V-båndet er strålingen fra Melkeveisystemet svakest. (NASA/WMAP Science Team)